Estrella para niños

Una región de formación estelar en la Gran Nube de Magallanes.

Imagen del Sol en falso color, una estrella de tipo-G de la secuencia principal, la más cercana a la Tierra.

Una estrella es una esfera luminosa en el espacio que brilla gracias a su propia gravedad. La más cercana a la Tierra es el Sol. Las estrellas que vemos en el cielo parecen puntos de luz porque están muy lejos. Los antiguos agrupaban las estrellas en constelaciones y les daban nombres. La mayoría de las estrellas están tan lejos que ni con telescopios las podemos ver. Las estrellas brillan porque en su interior el hidrógeno se convierte en helio, liberando energía. Al final de su vida, las estrellas pueden convertirse en gigantes rojas y luego en estrellas más pequeñas o incluso agujeros negros. También existen sistemas con dos o más estrellas que giran una alrededor de la otra.

Observación histórica

Las personas han visto patrones en las estrellas desde tiempos antiguos. Esta representación de la constelación de Leo, el león, en 1690, es de Johannes Hevelius.

Las estrellas han sido importantes para las civilizaciones desde hace mucho tiempo. Ayudaban en la navegación y en la religión, y los antiguos las usaban para hacer calendarios y saber cuándo plantar y cosechar. En la antigua Egipto, los astrónomos hicieron una carta estelar muy antigua en 1534 a. C., y en Mesopotamia, los astrónomos crearon primeros catálogos de estrellas.

Los antiguos griegos, como Hiparco en el siglo II a. C., hicieron catálogos de estrellas y descubrieron nuevas estrellas llamadas “novas”. En China, en 185 d. C., observaron la primera supernova. Más tarde, los astrónomos islámicos dieron nombres a muchas estrellas y crearon herramientas para estudiar el cielo.

En el siglo XIX, los científicos empezaron a medir la distancia a las estrellas y a descubrir nuevas estrellas binarias. Hoy en día, los telescopios nos permiten ver estrellas muy lejanas en el universo.

Designaciones

Esta vista contiene las estrellas azules conocidas como «rezagadas azules», para su localización aparente en el diagrama de Hertzsprung-Russell

Hace mucho tiempo, en Babilonia, la gente observaba las estrellas y pensaba que formaban dibujos en el cielo, llamados constelaciones. Estos dibujos eran importantes para sus creencias y mitos. En la antigua Grecia, los planetas, que eran estrellas que se movían, recibieron nombres de dioses como Mercurio, Venus, Marte, Júpiter y Saturno. Los astrónomos usaron letras y números para nombrar las estrellas en sus mapas.

En 1600, Johann Bayer y John Flamsteed crearon sistemas para nombrar las estrellas. Hoy en día, la Unión Astronómica Internacional (IAU) es la única organización que da nombres oficiales a las estrellas. Algunas compañías privadas venden nombres de estrellas, pero estos nombres no son oficiales ni reconocidos por los astrónomos.

Unidades de medida

Aunque los parámetros estelares puedan expresarse en unidades SI o unidades CGS, muchas veces es más conveniente expresar la masa, la luminosidad y el radio en unidades solares, sobre la base de las características del Sol. En el año 2015 la UAI definió un conjunto de valores nominales solares (definidos como constantes SI, sin incertidumbres) que pueden ser utilizados para citar parámetros estelares:

luminosidad solar nominal:	L⊙ = 3.828 × 1026 W
radio solar nominal	R⊙ = 6.957 × 108 m

La masa solar M_⊙ no fue definida explícitamente por la UAI debido a la gran incertidumbre relativa (10⁻⁴) de la constante gravitatoria newtoniana G. Sin embargo, dado que el producto de la constante gravitatoria newtoniana y la masa solar conjunta (GM_⊙) ha sido determinado con una precisión mucho mayor, la IAU definió el parámetro de masa solar nominal como:

parámetro de masa solar:

GM⊙ = 1.3271244 × 1020 m³ s−2

Sin embargo se puede combinar el parámetro de masa solar nominal con la estimación CODATA más reciente (2014) de la constante gravitatoria newtoniana G para obtener una masa solar de aproximadamente 1.9885 × 10³⁰ kg. Aunque los valores exactos de la luminosidad, el radio, el parámetro de masa y la masa pueden variar ligeramente en el futuro debido a las incertidumbres observacionales, las constantes nominales de IAU de 2015 seguirán siendo los mismos valores SI, ya que siguen siendo útiles para citar parámetros estelares.

Las longitudes grandes, como el radio de una estrella gigante o el eje semi-mayor de un sistema estelar binario, se expresan muchas veces en términos de la unidad astronómica —aproximadamente igual a la distancia media entre la Tierra y el Sol (150 millones de km o aproximadamente 93 millones de millas)—. En 2012 la AIU definió la constante astronómica como una longitud exacta en metros: 149 597 870 700 m.

Formación y evolución de las estrellas

Evolución estelar de estrellas de baja masa (ciclo izquierdo) y alta masa (ciclo derecho), con ejemplos en cursiva

Las estrellas se forman en grandes nubes de gas en el espacio llamadas nubes moleculares. Estas nubes están llenas principalmente de hidrógeno y un poco de helio y otros elementos. Un ejemplo de una nube molecular es la Nebulosa de Orión. Dentro de estas nubes, las estrellas nacen en grupos de muchas estrellas a la vez.

Las estrellas pasan la mayor parte de su vida en la secuencia principal, donde convierten hidrógeno en helio para obtener energía. Según su masa, las estrellas pueden tener destinos diferentes:

• Las estrellas de poca masa se convierten en enanas blancas al final de su vida.
• Las estrellas con masa intermedia se convierten en gigantes rojas y luego en enanas blancas.
• Las estrellas muy masivas terminan su vida en una gran explosión llamada supernova.

La formación de estrellas empieza cuando una nube de gas se colapsa bajo su propia gravedad. Mientras colapsa, se forma una protoestrella y, con el tiempo, se convierte en una estrella completamente formada.

Un ejemplo de un diagrama de Hertzsprung-Russell para un conjunto de estrellas que incluye el Sol (centro). (Ver "Clasificación"abajo.)

Las estrellas viven mucho tiempo, pero eso depende de cuánto "combustible" tienen. El Sol vivirá unos 10 mil millones de años. Las estrellas grandes usan su combustible muy rápido y viven menos tiempo. Las estrellas más pequeñas, como las enanas rojas, usan su combustible lentamente y pueden vivir hasta 1 billón de años.

Cuando una estrella agota su hidrógeno, se convierte en una gigante roja y luego en una enana blanca. Las estrellas más grandes pueden llegar a ser supergigantes y explotar en una supernova. Esta explosión puede hacer que el núcleo de la estrella se convierta en una estrella de neutrones o incluso en un agujero negro.

Las estrellas también pueden formar sistemas binarios, donde dos estrellas están unidas y se afectan mutuamente, lo que puede llevar a fenómenos interesantes como supernovas del tipo Ia.

Agrupación y distribución estelar

Una estrella enana blanca en órbita alrededor de Sirio (impresión artística).

Las estrellas no están solas en el universo; están agrupadas en galaxias con gas y polvo. Cada galaxia tiene muchos miles de millones de estrellas, y hay más de 100 mil millones de galaxias. En 2010, se estimó que había casi 3 cuatrillones de estrellas en el universo observable.

Algunas estrellas forman sistemas estelares, donde dos o más estrellas giran unas alrededor de otras. Los sistemas más comunes son las estrellas binarias, que tienen dos estrellas. También hay cúmulos estelares, que son grupos grandes de estrellas que giran alrededor de su galaxia.

La estrella más cercana a la Tierra, aparte del Sol, es Próxima Centauri, que está a 4,2 años luz. Aunque las estrellas parecen estar fijas en el cielo, en realidad están muy lejos unas de otras. Las estrellas ayudan a los astronautas y navegantes a encontrar su camino.

Características

Algunas de las estrellas conocidas con sus colores aparentes y tamaños relativos.

Las estrellas tienen diferentes características según su masa, como su brillo, tamaño, vida útil y cómo terminan su vida. Las estrellas pueden ser muy viejas; por ejemplo, la estrella llamada HD 140283, conocida como "estrella de Matusalén", tiene alrededor de 14,46 mil millones de años. Las estrellas más grandes viven menos tiempo porque queman su combustible más rápido. Las estrellas más pequeñas, como las enanas rojas, viven mucho más tiempo, incluso cientos de miles de millones de años.

Las estrellas están hechas principalmente de hidrógeno y helio, con algo de hierro y otros elementos. El tamaño de las estrellas varía mucho: las más grandes, como UY Scuti, son gigantes comparadas con el Sol, mientras que las estrellas más pequeñas son más compactas. La rotación de una estrella y su campo magnético también influyen en su apariencia y comportamiento. Por ejemplo, el Sol gira lentamente, mientras que las estrellas jóvenes pueden girar muy rápido.

Radiación

Las estrellas producen energía a través de una reacción llamada fusión nuclear. Esta energía sale de las estrellas en forma de luz y también como un flujo de partículas cargadas llamado viento estelar. La energía que emite una estrella es la razón por la que brilla. La luz que vemos de una estrella depende de su temperatura: las estrellas más calientes tienen colores diferentes a las más frías.

Las estrellas no solo emiten luz visible, sino también otras formas de radiación que no podemos ver, como rayos X y rayos gamma. Los científicos usan espectros de estrellas para aprender sobre su temperatura, gravedad y velocidad de rotación. También pueden estimar su edad. La luminosidad de una estrella, que es cuánto brilla, depende de su tamaño y temperatura. Por ejemplo, la estrella Vega tiene más brillo en sus polos que en el medio. La magnitud de una estrella indica su brillo aparente y se relaciona con su distancia desde la Tierra.

Tanto las escalas de magnitud aparente como absoluta son unidades logarítmicas: una diferencia de número entero en magnitud es igual a una variación de brillo de aproximadamente 2,5 veces (la raíz quinta de 100 o aproximadamente 2,512). Esto significa que una estrella de primera magnitud (+1.00) es aproximadamente 2,5 veces más brillante que una estrella de segunda magnitud (+2.00), y unas 100 veces más brillante que una estrella de sexta magnitud (+6.00). Las estrellas más débiles visibles a simple vista bajo condiciones visuales idóneas son de magnitud +6.

En las escalas tanto de magnitud aparente como absoluta, cuanto menor es el número de magnitud, más brillante es la estrella; por el contrario, cuanto mayor sea el número de magnitud, más débil será la estrella. Las estrellas más brillantes, en cualquier escala, tienen números de magnitudes negativas. La variación de brillo (ΔL) entre dos estrellas se calcula restando el número de magnitud de la estrella más brillante (m_b) del número de magnitud de la estrella más débil (m_f), utilizando la diferencia como exponente para el número de base 2,512; es decir:

En relación con la luminosidad y la distancia de la Tierra, la magnitud absoluta de una estrella (M) y la magnitud aparente (m) no son equivalentes; Por ejemplo, la estrella brillante Sirio tiene una magnitud aparente de –1,44, pero tiene una magnitud absoluta de +1,41.

El Sol tiene una magnitud aparente de —26,7, pero su magnitud absoluta es solo +4,83. Sirio, la estrella más brillante del cielo nocturno vista desde la Tierra, es aproximadamente 23 veces más luminosa que el Sol, mientras que Canopus, la segunda estrella más brillante del cielo nocturno con una magnitud absoluta de –5,53, es aproximadamente 14 000 veces más luminosa que el Sol. Sin embargo, aunque Canopus es mucho más luminosa que Sirio, esta aparece más brillante que Canopus. Esto se debe a que Sirio está a solo 8,6 años luz de la Tierra, mientras que Canopus está mucho más lejos, a una distancia de 310 años luz.

A partir de 2006 la estrella con la magnitud absoluta más alta conocida es LBV 1806-20, con una magnitud de –14,2. Esta estrella es al menos 5 000 000 de veces más luminosa que el Sol. Las estrellas menos luminosas que se conocen a 2017 se encuentran en el cúmulo NGC 6397. Las enanas rojas más débiles en el cúmulo eran de magnitud 26, mientras que también fue descubierta una enana blanca de magnitud 28. Estas estrellas débiles son tan oscuras que su luz sería tan poco brillante como una vela de cumpleaños en la Luna vista desde la Tierra.

Clasificación

Clasificación de las estrellas según la clasificación de Morgan Keenan.

La primera clasificación de estrellas fue hecha por Hiparco de Nicea y preservada por Ptolomeo en su obra Almagesto. Usó una escala de magnitudes donde las estrellas más brillantes eran de primera magnitud y las menos brillantes, de sexta. Aunque ya no se usa, este sistema ayudó a desarrollar la clasificación moderna. A principios del siglo XX, las estrellas se clasificaron de la A a la Q según la línea de hidrógeno. El sistema actual también considera la luminosidad, el tamaño y la gravedad de la estrella. El Sol es una enana amarilla del tipo G2V. Las enanas blancas se clasifican con la letra D y subdivisiones según sus líneas espectrales.

Clases de luminosidad

La clasificación de estrellas de Harvard no solo considera la temperatura, sino también el tamaño y la luminosidad de las estrellas. Para esto, se examinan las líneas en su espectro estelar, lo que ayuda a estimar su tamaño. Aproximadamente el 10% de las estrellas son enanas blancas, el 70% son de tipo M, el 10% de tipo K, y solo el 4% son del tipo G como el Sol. Las estrellas de tipo A y F son raras, y las estrellas de Wolf-Rayet y las enanas marrones son aún menos comunes.

Desde 2006, la Unión Astronómica Internacional clasifica las estrellas según su entorno. Se dividen en estrellas sistémicas (que forman parte de un sistema estelar) y estrellas solitarias (que están solas). Las estrellas sistémicas pueden ser centrales (donde otras estrellas orbitan) o satélites (que orbitan alrededor de una estrella central). Además, pueden ser cumulares (en grupos como cúmulos estelares) o independientes (sin un grupo). También se clasifican en estrellas planetarias (con sistemas planetarios) y estrellas únicas (sin planetas u otros cuerpos que las rodeen).

Estrellas variables

La apariencia asimétrica de Mira, una estrella variable oscilante.

Las estrellas variables cambian su brillo por razones internas o externas. Las estrellas variables pulsantes, como las Cefeida y Mira, cambian de tamaño y brillo en ciclos que pueden durar desde minutos hasta años. Las estrellas eruptivas, como las estrella de Wolf-Rayet y estrella fulgurante, aumentan su brillo de repente debido a erupciones. Las estrellas variables cataclísmicas, como las novas y supernovas, experimentan explosiones dramáticas, especialmente en sistemas binarios con enanas blancas. Además, factores externos como el oscurecimiento en estrellas binarias eclipsantes, como Algol, también pueden hacer que su brillo varíe.

Estructura estelar

Estructuras internas de las estrellas de la secuencia principal, zonas de convección con ciclos de flecha y zonas radiactivas con destellos rojos. A la izquierda una enana roja de baja masa, en el centro una enana amarilla de tamaño medio, y, a la derecha, una estrella de secuencia principal azul-blanca masiva.

El interior de una estrella está en equilibrio, con la fuerza de la gravedad hacia adentro y la presión hacia afuera balanceándose. La estrella brilla porque la fusión nuclear en su núcleo convierte hidrógeno en helio, liberando energía. Esta energía viaja hacia el exterior a través de dos zonas: la zona de radiación, donde la energía se mueve lentamente, y la zona convectiva, donde el calor se mueve en corrientes. En la superficie de la estrella, la fotosfera es la capa visible que emite luz, mientras que la atmósfera estelar incluye la cromosfera y la corona, que emite el viento solar.

Rutas de reacción de fusión nuclear

Descripción general de la cadena protón-protón

El ciclo carbono-nitrógeno-oxígeno

En los núcleos de las estrellas tienen lugar una variedad de reacciones de fusión nuclear que dependen de su masa y composición. Cuando se fusionan los núcleos, la masa del producto fusionado es menor que la masa de las partes originales. Esta masa perdida se convierte en energía electromagnética, de acuerdo con la relación de equivalencia entre masa y energía E = mc².

El proceso de fusión de hidrógeno es sensible a la temperatura, por lo que un aumento moderado en la temperatura del núcleo dará lugar a un aumento significativo en la tasa de fusión. Como resultado, la temperatura central de las estrellas de secuencia principal solo varía de 4 millones de kelvin para una estrella de clase M pequeña a 40 millones de kelvin para una estrella masiva de clase O.

En el núcleo del Sol, con un núcleo de 10 millones de kelvin, el hidrógeno se fusiona para formar helio mediante la cadena protón-protón:

4¹H → 2²H + 2e⁺ + 2ν_e (4.0 MeV + 1,0 MeV)

2e⁺ + 2e⁻ → 2γ (2 x 1,0 MeV)

2¹H + 2²H → 2³He + 2γ (5,5 MeV)

2³He → ⁴He + 2¹H (12,9 MeV)

Estas reacciones quedan reducidas en la reacción global:

4¹H → ⁴He + 2e⁺ + 2γ + 2ν_e (26,7 MeV)

Donde e + es un positrón, γ es un fotón de rayos gamma, νe es un neutrino, y H y He son isótopos de hidrógeno y helio, respectivamente. La energía liberada por esta reacción está en millones de electronvoltios, que en realidad solo es una pequeña cantidad de energía. Sin embargo, ocurren constantemente un número enorme de estas reacciones, produciendo toda la energía necesaria para sostener la salida de radiación de la estrella. En comparación, la combustión de dos moléculas de gas hidrógeno con una molécula de gas oxígeno solo libera 5,7 eV.

En estrellas más masivas el helio se produce en un ciclo de reacciones catalizadas por el carbono, es el ciclo CNO o ciclo de Bethe.

En estrellas cuyos núcleos se encuentran a 100 millones de K y cuyas masas van desde 0,5 a las 10 M_☉, el helio resultante de las primeras reacciones puede transformarse en carbono mediante del proceso triple-alfa:

⁴He + ⁴He + 92 keV → ^8*Be

⁴He + ^8*Be + 67 keV → ^12*C

^12*C → ¹²C + γ + 7,4 MeV

La reacción global es:

3⁴He → ¹²C + γ + 7,2 MeV

En las estrellas masivas, los elementos más pesados y de combustión de oxígeno. La fase final del proceso de nucleosíntesis estelar es el proceso de combustión del silicio que da como resultado la producción del hierro isotópico estable-56, un proceso endotérmico que consume energía, por lo que solo se puede producir energía adicional a través del colapso gravitacional.

El ejemplo siguiente muestra la cantidad de tiempo requerida para que una estrella de 20 M_☉ consuma todo su combustible nuclear. Como estrella de la secuencia principal de clase O, sería 8 veces el radio solar y 62 000 veces la luminosidad del Sol.

Frases célebres sobre las estrellas

• "La estrella más cercana a nosotros, el Sol, es una estrella común en una galaxia común. Pero es nuestra estrella, y en ella se encuentran los secretos de la vida." -Carl Sagan

• "Las estrellas son infinitas, pero el número de ellas no es tan grande como para no ser contable." -Galileo Galilei

• "Las estrellas brillan por la misma razón por la que el Sol brilla: la atracción gravitacional que genera el calor necesario para que el hidrógeno se convierta en helio." -Isaac Newton

• "Las estrellas están hechas de lo mismo que nuestros cuerpos: átomos. Pero las estrellas las vemos como las máquinas de hacer átomos." -Neil deGrasse Tyson

• "Las galaxias se alejan de nosotros, y el universo se está expandiendo. Las estrellas en estas galaxias son los faros que nos muestran la historia del universo." -Edwin Hubble

Datos de interés

• Estrellas Neutras: Las estrellas de neutrones son tan densas que una cucharadita de material de una estrella de neutrones pesaría alrededor de 6 mil millones de toneladas en la Tierra. ¡Imagina lo compacto que es eso!

• El Tamaño de una Estrella: La estrella supergigante VY Canis Majoris es tan enorme que si la pusieras en el centro de nuestro sistema solar, se extendería más allá de la órbita de Júpiter.

• Estrellas Binarias y Múltiples: Muchas estrellas no están solas; están en sistemas binarios o múltiples. Aproximadamente el 50% de las estrellas visibles a simple vista son parte de un sistema binario o múltiple.

• Estrellas Fugaces: Las estrellas fugaces no son estrellas en absoluto. Son meteoritos que se queman en la atmósfera de la Tierra. Los nombres de "estrella fugaz" y "lluvia de estrellas" se refieren a estos meteoritos.

• La Edad de las Estrellas: Algunas estrellas, como las de la galaxia enana Hercules, pueden ser tan antiguas como el universo mismo, con edades que superan los 13 mil millones de años.

• Colores de las Estrellas: El color de una estrella indica su temperatura. Las estrellas más calientes son azules, las intermedias son blancas o amarillas, y las más frías son rojas.

• Estrellas que "Cantan": Las estrellas pueden emitir ondas acústicas en su interior. Estas ondas no son audibles para los humanos, pero los astrónomos pueden detectarlas y usarlas para estudiar las estrellas.

• Supernovas y Elementos: Las supernovas, explosiones gigantes de estrellas moribundas, son responsables de la creación de elementos pesados como el oro y el platino en el universo.

• Las Estrellas y la Distancia: La luz de algunas estrellas que vemos en el cielo actual puede haberse originado hace miles de años. Por ejemplo, la luz de Sirius, la estrella más brillante en el cielo nocturno, tarda 8.6 años en llegar a la Tierra.

• Estrellas de Carbono: Hay estrellas en las que el carbono es el elemento dominante en sus atmósferas. Estas estrellas a menudo tienen colores inusuales y son menos comunes que las estrellas de hidrógeno o helio.

Galería de imágenes

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  Alfa Centauri A y B sobre la extremidad de Saturno

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  Concepción artística del nacimiento de una estrella dentro de una densa nube molecular.

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  Un grupo de aproximadamente 500 estrellas jóvenes se encuentra dentro de la próxima región de formación estelar W40.

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  Las estrellas varían ampliamente en tamaño. En cada imagen de la secuencia, el objeto más a la derecha aparece como el objeto más a la izquierda en el siguiente panel. La Tierra aparece a la derecha en el panel 1 y el Sol es el segundo en el panel 3 desde la derecha. En el panel 6, la estrella más a la derecha es UY Scuti, la estrella más grande conocida.

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  Las Pléyades, un cúmulo abierto de estrellas en la constelación de Tauro. Estas estrellas comparten un movimiento común a través del espacio.

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  Campo magnético superficial de SU Aur (una estrella joven de tipo T Tauri), reconstruida por medio de imágenes Zeeman-Doppler

• 

  La nebulosa de reflexión NGC 1999 está brillantemente iluminada por V380 Orionis (centro), una estrella variable con aproximadamente 3,5&nbsp veces la masa del Sol. El remiendo negro del cielo es un agujero enorme del espacio vacío y no de una nebulosa oscura como se pensaba previamente.

• 

  Sección transversal del Sol

Véase también

En inglés: Star Facts for Kids

• Anexo:Estrellas
• Anexo:Estrellas más grandes conocidas
• Tiempo sidéreo
• Campanita del lugar (Rimas infantiles)